0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Bảng 4.8: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F4
STT Thiên thể Cấp sao qua kính
lọc F4 (cấp sao i)/(cấp sao 1)
1 Sao 1 15.748 1.000 2 Sao 2 14.874 0.944 3 Sao 3 15.819 1.005 4 Sao 4 16.097 1.022 5 Sao 5 13.317 0.850 6 Sao 6 14.866 0.944 7 Sao 7 13.844 0.880 8 Sao 8 14.398 0.914 9 Sao 9 15.211 0.965 10 Sao 10 15.298 0.971
Đồ thị 4.7: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F4
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Đồ thị 4.8: Đồ thị biểu diễn cấp sao Erori qua ba kính lọc 4.3 Sao 98955 4.3 Sao 98955 Hình 4.7: Sao 98955 qua kính lọc F3 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
(Cấp sao i)/(cấp sao 1)
Hình 4.8: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao 98955
Ta thấy đồ thị không biểu diễn theo phân bố Gauss nên kết quả quang trắc kém chính xác. Ta cũng có thể nhìn vào giá trị FWHM, nếu FWHM càng lớn thì sai số của phép đo càng lớn. Việc sai số này có thể là do trong q trình cộng gộp các bức ảnh với nhau có những sai lệch làm ảnh hưởng đến kết quả quang trắc.
Hình 4.10: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Arcturus 4.5 Sao Regulus 4.5 Sao Regulus
Ta thấy các giá trị FWHM lớn nên kết quả có độ tin cậy chưa cao. Điều này có thể do điều kiện của khí quyển lúc quan sát có thể bị ô nhiễm hoặc do các yếu tố vật lí bên ngồi như: nhiệt độ, gió, mây, hoặc do ánh sáng từ các nguồn phát khác gây nhiễu. Ngoài ra cịn do qua trình cộng gộp các bức ảnh có những sai lệch nhất định nên ảnh hưởng đến giá trị FWHM.
4.6 Kết luận
Trong đề tài này, tơi đã tìm hiểu cách xử lí ảnh và đo cấp sao bằng phần mềm IRAF và DS9, và tôi đã đạt được một số kết quả là đo cấp sao của một số ngôi sao trong cụm sao M42 và sao Erori so sánh kết quả của những ngơi sao này qua ba kính lọc khác nhau. Ta thấy kết quả đo cấp sao của một ngôi sao phụ thuộc một phần vào kính lọc.
Ở đây tơi có hướng nghiên cứu tiếp theo của đề tài này, nếu quang trắc cùng một đối tượng nhưng ở địa điểm khác TP. Hồ Chí Minh mà có bầu khí quyển khơng bị ơ nhiễm thì khi so sánh kết quả sẽ khác nhau, sự khác nhau này cho ta biết sự chênh lệch các thơng số của khí quyển tại TP. Hồ Chí Minh từ đó ta có thể suy ra mức độ ơ nhiễm khí quyển tại TP. Hồ Chí Minh.
Ngoài những thuận lợi như được sự hướng dẫn tận tình từ Thầy và những luận văn của các anh chị khóa trước, thì q trình thực hiện đề tài tơi vẫn gặp một số khó khăn là tình hình dịch bệnh Covid kéo dài nên trường khơng hoạt động dẫn đến không thể trực tiếp quan sát và chụp ảnh sao, mà sử dụng ảnh chụp vào tháng 11 năm 2019, ngồi ra trong q trình cộng gộp các tấm ảnh thì việc căn chỉnh đúng tâm các tấm ảnh có những rủi ro nhất định dẫn đến kết quả quang trắc khơng được chính xác.
Vì vậy, việc căn chỉnh phải được tính tốn thật kĩ để kết quả quang trắc được chính xác.
TÀI LIỆU THAM KHẢO Tiếng việt
[1] Trần Quốc Hà (2004), “giáo trình thiên văn học đại cương”, Đại học sư phạm thành phố Hồ chí Minh.
[2] Nguyễn Hữu Mẫn (2012), “Sử dụng phần mền IRAF trong quang trắc thiên văn”, Luận văn tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sự phạm TP.HCM.
[3] Lê Minh Phương (2019), “Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học sư phạm TP. HCM”, Luận văn tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sư phạm TP.HCM.
[4] Nguyễn Văn Mạnh (2016), “Quang trắc sao bằng kính thiên văn Takahashi với phần mền APT”, Khóa luận tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sư phạm TP.HCM. [5] Hồng Hiếu Đạt (2013), “Nghiên cứu và thiết kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi”, Khóa luận tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sư phạm TP.HCM.
Tiếng Anh
[6] AAVSO (2014), The AAVSO Guide to CCD photometry.
[7] W. Romannisshin (2006), An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs University of Oklahoma, NewYork.